Межзвёздное поглощение

Межзвёздное поглощение — это ослабление интенсивности электромагнитного излучения (в первую очередь, видимого света, ультрафиолетового и инфракрасного диапазонов) при его прохождении через межзвёздную среду. Данное явление вызвано рассеянием и поглощением фотонов на частицах межзвёздной пыли и газа, а также на молекулах. Межзвёздное поглощение является одним из ключевых факторов, искажающих наблюдаемые характеристики астрономических объектов, и существенно влияет на оценки расстояний, светимостей и химического состава звёзд и галактик.

История изучения

Первые указания на существование межзвёздного поглощения были получены в начале XX века. В 1904 году немецкий астроном Иоганн Хартманн при анализе спектров двойной звезды δ Ориона обнаружил стационарные линии поглощения, не менявшие своего положения при орбитальном движении компонентов. Он правильно интерпретировал их как следствие поглощения света в разрежённой межзвёздной среде.

В 1930-х годах американский астроном Роберт Трамплер, изучая рассеянные звёздные скопления, установил, что наблюдаемое покраснение звёзд (увеличение показателя цвета) коррелирует с расстоянием до них. Он показал, что это покраснение вызвано избирательным поглощением света межзвёздной пылью, которая сильнее рассеивает коротковолновое (голубое) излучение, чем длинноволновое (красное). Работы Трамплера заложили основы количественного учёта межзвёздного поглощения.

В середине XX века, с развитием радиоастрономии и инфракрасной астрономии, было установлено, что межзвёздное поглощение в радиодиапазоне и в ближнем инфракрасном диапазоне значительно слабее, чем в оптическом. Это позволило «просвечивать» плотные пылевые облака и наблюдать объекты, невидимые в оптическом свете, например, центр Галактики.

Природа и механизмы

Межзвёздное поглощение складывается из двух основных процессов: рассеяния и собственно поглощения.

Рассеяние

Рассеяние — это изменение направления распространения фотона при взаимодействии с частицей. В межзвёздной среде доминирует рассеяние на пылинках. Эффективность рассеяния зависит от соотношения длины волны излучения λ и размера частицы a. Для частиц, размер которых сравним с длиной волны (a ~ λ), рассеяние описывается теорией Ми. Для частиц, много меньших длины волны (a << λ), рассеяние подчиняется закону Рэлея, при котором интенсивность рассеянного света обратно пропорциональна четвёртой степени длины волны (I ~ λ⁻⁴). Именно рэлеевское рассеяние на очень мелких пылинках (размером порядка 0,01 мкм) и молекулах газа приводит к сильному покраснению света далёких звёзд.

Поглощение

Собственно поглощение — это переход энергии фотона во внутреннюю энергию частицы (нагрев) или в другие формы излучения (например, в инфракрасное). Поглощение происходит на молекулах газа (например, молекулярный водород H₂, угарный газ CO, вода H₂O) и на твёрдых частицах пыли. В ультрафиолетовой области спектра основную роль играет поглощение на атомах и ионах металлов (например, натрий, кальций, железо), а также на молекулах. В оптическом и инфракрасном диапазонах главным поглотителем является межзвёздная пыль, состоящая из силикатов, графита и льдов.

Зависимость от длины волны

Зависимость межзвёздного поглощения A(λ) от длины волны λ называется кривой межзвёздного поглощения. В видимом диапазоне она приблизительно описывается степенным законом: A(λ) ~ λ⁻¹. Это означает, что голубые лучи поглощаются сильнее красных. В ультрафиолетовой области кривая имеет характерный «горб» на длине волны около 2175 Å (217,5 нм), который связывают с поглощением на графитовых частицах. В инфракрасном диапазоне поглощение резко падает, и в ближнем ИК (λ > 1 мкм) оно становится пренебрежимо малым для большинства направлений.

Величина межзвёздного поглощения обычно выражается в звёздных величинах (mag). Для типичного направления в плоскости Галактики поглощение в полосе V (визуальная, λ ≈ 550 нм) составляет около 1–2 mag на килопарсек. В направлении на центр Галактики поглощение в видимом свете может достигать десятков звёздных величин, полностью скрывая его от наблюдений в оптическом диапазоне.

Географическое распределение и межзвёздная пыль

Межзвёздное поглощение неравномерно распределено по небесной сфере. Оно максимально в плоскости Галактики (Млечный Путь), где сосредоточена основная масса межзвёздной пыли и газа. Вблизи галактической плоскости поглощение может быть настолько сильным, что образуются тёмные туманности — области, практически полностью непрозрачные для видимого света (например, Туманность Конская Голова, Угольный Мешок). В направлении галактических полюсов поглощение минимально и составляет доли звёздной величины.

Межзвёздная пыль, основной поглотитель, состоит из частиц размером от 0,01 до 1 мкм. Химический состав пыли включает силикаты (оливин, пироксен), графит, а также ледяные оболочки из воды, метана, аммиака и других молекул. Пыль образуется в атмосферах холодных звёзд-гигантов и при вспышках сверхновых.

Методы учёта и коррекции

Для получения истинных характеристик астрономических объектов необходимо учитывать межзвёздное поглощение. Основные методы коррекции:

• Метод избытка цвета: Измеряется наблюдаемый цвет объекта (например, B–V). Затем, зная его спектральный класс и, следовательно, собственный цвет, вычисляется избыток цвета E(B–V) = (B–V)набл — (B–V)собств. Избыток цвета пропорционален величине поглощения: A_V = R_V * E(B–V), где R_V — коэффициент, зависящий от свойств пыли (обычно принимается ≈ 3,1 для межзвёздной среды в Галактике).
• Метод стандартных свечей: Используются объекты с известной светимостью (цефеиды, сверхновые типа Ia). Сравнение наблюдаемой и истинной светимости позволяет определить полное поглощение вдоль луча зрения.
• Инфракрасная астрономия: Наблюдения в инфракрасном диапазоне (λ > 1 мкм) позволяют «видеть» сквозь пылевые облака, так как поглощение в ИК-диапазоне на порядки меньше, чем в оптическом.
• Радиоастрономия: Радиоволны (λ > 1 см) практически не поглощаются межзвёздной пылью, что позволяет изучать структуру Галактики и далёкие объекты.

Значение в астрономии

Учёт межзвёздного поглощения является обязательным этапом при решении многих астрофизических задач:

• Определение расстояний: Без коррекции на поглощение оценки расстояний до звёзд и галактик по методу «стандартных свечей» будут завышены.
• Изучение звёздных скоплений и галактик: Поглощение искажает наблюдаемые диаграммы Герцшпрунга — Рассела, что может привести к неверным выводам о возрасте и химическом составе.
• Исследование межзвёздной среды: Изучение кривой поглощения и её вариаций позволяет определять состав, размеры и распределение пылевых частиц.
• Космология: Межзвёздное поглощение в галактиках-хозяевах и в межгалактической среде необходимо учитывать при наблюдениях далёких сверхновых и квазаров.

Интересные факты

• Зона избегания — область на небесной сфере вблизи плоскости Галактики, где из-за сильного межзвёздного поглощения практически невозможно наблюдать внегалактические объекты (галактики, квазары). Она была впервые обнаружена в XVIII веке Уильямом Гершелем.
• В 2019 году астрономы с помощью телескопа «Хаббл» впервые напрямую измерили спектр поглощения межзвёздной пыли в далёкой галактике, подтвердив универсальность её свойств.
• Межзвёздное поглощение является причиной того, что центр нашей Галактики невидим в оптическом диапазоне. Он был впервые зафиксирован в инфракрасном и радио-диапазонах только в середине XX века.

Источники

1. Бочкарёв Н. Г. Основы межзвёздной астрофизики. — М.: Наука, 1990.
2. Спитцер Л. Физические процессы в межзвёздной среде. — М.: Мир, 1981.
3. Карташёв В. М. Межзвёздная среда. — М.: Физматлит, 2006.
4. Draine B. T. Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium. — Princeton University Press, 2011.
5. Whittet D. C. B. Dust in the Galactic Environment. — 2nd ed. — Institute of Physics Publishing, 2003.